Mars. Der von der Sonne aus gesehen vierte Planet, häufig auch wegen seiner bereits mit bloßem Auge erkennbaren roten Färbung Roter Planet genannt.
Mars gehört zu den erdähnlichen Planeten. Sein Durchmesser ist halb so groß ist wie der der Erde. Lange Zeit wurde der Mars als der wahrscheinlichste Ort für die Existenz außerirdischen Lebens angesehen. Unterstützt wurde diese Vermutung durch die Beobachtung, daß der Mars Polkappen besitzt und jahreszeitliche Änderungen auftreten. Im 19. Jahrhundert gab es mehrere Beobachter, darunter insbesondere Percival Lowell, die meinten, auf der Oberfläche ein ausgedehntes, von intelligenten Wesen angelegtes System von Kanälen ausmachen zu können. Die Untersuchung des Roten Planeten mit Raumsonden hat jedoch die Hoffnungen für Leben auf dem Mars zerstört.

Die USA haben sieben erfolgreiche Sonden zum Mars geschickt. Es gab auch eine Reihe sowjetischer Marssonden. Von ihnen lieferten lediglich Mars 2 und 3 im Jahre 1971 und 1975 Mars 5 brauchbare Daten. Die amerikanischen Marssonden waren: 1965 Mariner 4, 1969 Mariner 6 und 7, 1971 Mariner 9, 1976 Viking 1 und 2, 1997 Pathfinder und seit 1997 Mars Global Surveyor (genauere Daten der letzten beiden Mars-Mission stehen zur Zeit der Drucklegung noch aus). Die Viking-Sonden bestanden aus einem Orbital- und einem Landemodul. Der Mars wird heute als erster und wahrscheinlich auch einziger möglicher Planet für eine bemannte Mission im ersten Viertel des 21. Jahrhunderts angesehen.

Mars weist eine relativ geringe Dichte auf, die 3,95mal größer ist als Wasser. Hieraus schließt man, daß 25% seiner Masse in einem Eisenkern stecken. Die Kruste weist hohe Anteile an Olivin und Eisenoxid auf, was ihm seine rote Färnung verleiht. Er besitzt ein schwaches Magnetfeld, dessen Feldstärke nur 2% des irdischen ausmacht. Er besitzt eine dünne Atmosphäre, deren Druck am Boden 0,7% von dem auf der Erde ausmacht. Sie besteht zu 95,3% aus Kohlendioxid, 2,7% aus molekularem Stickstoff und 1,6% Argon. Sauerstoff ist nur in geringen Spuren vorhanden. Trotz der geringen Dichte kommt es hin und wieder zu gewaltigen Staubstürmen, die den gesamten Planeten einhüllen können.

Auch Wolken und Dunst können sich bilden. Morgennebel entstehn in Tälern, und Wolken treten auf, wenn ein kühler Wind über die Berge insbesondere der Tharsis-Region weht. Im Winter ist die Nordpolkappe in einen Schleier aus eisigem Dunst und Staub eingehüllt. Über dem Südpol ist dieser Effekt weniger stark ausgeprägt. Die Polkappen sind mit einer dünnen Schicht aus Eis, wahrscheinlich einem Gemisch aus Wassereis und gefrorenem Kohlendioxid, bedeckt. Aufnahmen mit hoher Auflösung zeigen spiralförmige und von Wind verwehte Ablagerungen. Die Nordpolregion ist von ausgedehnten Dünen umgeben. Die Ausdehnung der Eiskappen schwankt mit den Jahreszeiten. Dieser Effekt wird, ebenso wie auf der Erde, durch die Neigung der Rotationsachse (ca. 25°) gegen die Umlaufebene verursacht. Da ein Marsjahr etwa zwei Erdjahren entspricht, dauern auch die Jahreszeiten doppelt so lang. Wegen der starken Exzentrizität der Marsbahn sind sie jedoch unterschiedlich lang. Der Sommer auf der Südhalbkugel, wenn sich der Planet nahe am Perihel befindet, ist kürzer und heißer als auf der Nordhalbkugel. Jahreszeitliche Änderungen in der Erscheinungsform von Oberflächenmerkmalen werden mit physikalischen und chemischen Vorgängen erklärt.

Die Topographie zeigt auf zwei Hemisphären ein unterschiedliches Aussehen, wobei die beiden Hälften durch ein Kreis markiert werden, der um etwa 35° gegen den Äquator geneigt ist. Der südliche Teil besteht größtenteils aus altem, stark mit Kratern zerfurchtem Gelände. Hier findet man auch die großen Becken: Hellas, Argyre und Isidis Planitia. Die nördliche Hemisphäre wird dagegen von jüngerem, weniger mit Kratern übersäten Gelände dominiert, das zudem 2 bis 3 km tiefer liegt als das südliche. Die höchsten Gebiete sind die großen Vulkane des Tharsis und Elysium Planitia. In beiden Gegenden gibt es riesige, erloschene Vulkane, von denen der größte Olympus Mons heißt.

Diese Vulkangebiete befinden sich am östlichen und westlichen Ende eines enormen Canyon-Systems, dem Valles Marineris, das sich über eine Länge von 5.000 km in der Äquatorgegend erstreckt und im Durchschnitt 6 km tief ist. Vermutlich entstand es durch eine Faltung, bei der sich der Tharsis-Rücken aufschob.

Einige Beobachtungen von Kanälen deuten darauf hin, daß es früher flüssiges Wasser auf dem Mars gegeben hat. Kanäle im Valles Marineris scheinen durch plötzliche Überflutung entstanden zu sein. Außerdem gibt es stark gewundene, ausgetrocknete Flußbetten mit zahlreichen Nebenflüssen, die ausschließlich in den stark mit Kratern zerfurchten Gebieten auftreten.

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